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In diesem Artikel sollen die grundlegenden Aspekte für die Bildung eines Planetensystems dargestellt werden. Die erste Theorie, formuliert durch Laplace (1796), deren Unstimmigkeiten mit realen Beobachtungen und die Revision in die so genannte SNT (Solar Nebula Theorie) in den sechziger Jahren des letzten Jahrhunderts wird ebenso angesprochen wie grundsätzliche Mechanismen zur Bildung des inneren Planetensystems. Der Zustand der Erde nach deren Bildung und die Entwicklung der Erdatmosphäre ist ein weiterer Teil dieses Aufsatzes. Am Schluss wird das heute in der Wissenschaft etablierte Bildungsmodell des Erdmondes beleuchtet.
1. Kollaps einer grossen Wasserstoffwolke1796 hat Pierre Laplace die so genannte "Nebelhypothese" postuliert, die erste wirklich brauchbare Theorie zur Entstehung des Sonnensystems. Laplace startet mit einem langsam rotierenden, kugelförmigen Nebel, mit geringer Dichte, der langsam unter seinem eigenen Gewicht zu kollabieren beginnt. Beim Kollaps des Nebels ist die Erhaltung des Drehimpulses ein wichtiger physikalischer Grundsatz. Diese Erhaltung geschieht, indem der Nebel immer schneller (je kleiner er wird) zu rotieren beginnt. Dies resultiert wiederum in einer Abplattung des Nebels und das Material weit draussen befindet sich in einem freien Orbit um die Zentralmasse.
Die Theorie von Laplace hatte allerdings einen grossen Schwachpunkt: Die Verteilung des Drehimpulses innerhalb der kollabierten Wolke stimmt nicht mit den realen Beobachtungen überein. Die Sonne besitzt 99.86% der Masse aber nur 0.5 % des Drehimpulses. Die Laplacetheorie kann nicht erklären, wie man den Drehimpuls in die Planeten abführen kann (was in unserem Sonnensystem real beobachtet wird). Nach der Laplaceschen Theorie sollte die Sonne den grössten Teil der Masse, wie auch den grössten Teil des Drehimpulses besitzen. Ein weiterer Kritikpunkt wurde von Maxwell eingebracht: aufgrund der differentiellen Rotation zwischen den inneren und äusseren Teilen des kollabierten und in Scheibenform rotierenden Nebels würde Material im äusseren Teil davon abgehalten, zu kondensieren. Um dieses von Maxwell aufgezeigte Problem zu umgehen, hätte es eine protoplanetare Scheibe um einen Zentralstern gebraucht, die hunderte Male mehr Masse hätte beinhalten müssen, als die Planeten, die sie schlussendlich hervorgebracht hat. Da die Probleme mit der Laplaceschen „Nebelhypothese“ vorerst nicht gelöst werden konnten, arbeitete die Wissenschaft in den folgenden Jahrzehnten daran, andere Theorien zu entwickeln. Zum Beispiel versuchte James Jeans 1917 die Entstehung des Sonnensystems so zu erklären, dass die Planeten aus der noch jungen Sonne im Frühstadium des Planetensystems herausgeschleudert wurden. Aber auch diese Theorie führte zu modellierten Sonnensystemen, die wenig mit den realen Beobachtungen gemeinsam hatten. Erst 1960 wurde die Theorie von Laplace wieder aufgegriffen. Man nannte sie nun SNT (Solar Nebula Theory). Die eigentliche SNT besagt, dass Körper aus einem heissen Nebel auskondensieren können.
Wie aber wird nun mit dem Drehimpuls umgegangen? 1974 propagierten die Wissenschafter Lyden und Pringle folgenden Mechanismus: falls der kollabierende Nebel starke Turbulenzen aufweist, wird Wärme generiert und abgestrahlt. So kann der Nebel sich zu einer Scheibe entwickeln (Drehimpulserhaltung), Energie an seine Umgebung abgeben und der Drehimpuls bleibe dennoch konstant. Dies passiert indem Material im inneren Teil des Nebels nach aussen driftet und äusseres Material nach innen. Eine Drift des Drehimpulses nach aussen ist äquivalent zu vorheriger Aussage. Das Material im Nebel dreht sich nun spiralförmig um die Zentralmasse und wird durch diese gravitativ angezogen. Dies wiederum resultiert in einer immer massereicheren Zentralmasse. Folgendes Problem tut sich auf: der Zentralstern wird massereicher und dreht sich immer schneller. Dies wird aber nicht beobachtet, die Sonne dreht sich nur sehr langsam. Dieses Dilemma kann gelöst werden, wenn man den jungen, soeben entstandenen Stern, nicht einfach als "Glühbirne" betrachtet, sondern ihn mit starken Magnetfeldern ausstattet, die mit dem Staub der noch in der Scheibe ist, interagieren.
Dieser Prozess koppelt nun ionisiertes Material, das von der frühen Sonne ausgestossen wird, mit dem Magnetfeld des Zentralsterns. Geladene Teilchen, die die Sonne in Form des Sonnenwindes verlassen, fliegen entlang der Feldlinien und bremsen die Rotation des Zentralgestirns ab, da sie Drehimpuls mitnehmen. Ob dies der EINZIGE Prozess ist, der für die Abbremsung verantwortlich ist, ist nicht bekannt. Heute kann die Sternbildung mit grossen Teleskopen z.B. im grossen Orionnebel (Figur 1 und Figur 2) direkt beobachtet werden; die Planetenbildung lediglich indirekt. |
Mit dem Fachbegriff "terrestrische Planeten" bezeichnet man Planeten, die erdähnlich sind, d.h. eine feste Oberfläche haben. In unserem Sonnensystem handelt es sich dabei um die Planeten Merkur, Venus, Erde und Mars. Eine postulierte Theorie für die Planetenbildung muss mit realen Beobachtungen übereinstimmen:
Diese Stufe war lange schlecht verstanden, da bei derart kleinen Strukturen die Schwerkraft praktisch vernachlässigbar ist. Dieses Problem kann mittels Koagulation (Kleben der Körper aneinander) gelöst werden. Allerdings bedingt dies eine Phase mit kleinen Relativgeschwindigkeiten (ca. 3 m/s) in der Staubscheibe um den Zentralstern. Im Labor können bereits Einzelmoleküle zu Staub verklebt werden. Elektromagnetische Effekte (im Umfeld einer jungen, heissen Sonne) spielen ebenfalls eine Rolle. Im Computer kann bereits der Aufbau von ca. 1 km grossen Körper simuliert werden.
Ab ~1 km Grösse beginnen sich die einzelnen Körper aufgrund ihrer Gravitation gegenseitig in ihrer Bahn zu beeinflussen. Das Problem hierbei ist, dass die Gravitationskraft immer noch so klein ist, dass es nicht klar ist, wie bei Relativgeschwindigkeiten von ~10 m/s Kollisionen konstruktiv sein sollen. Dilemma: erst bei ca. 10 km grossen Körpern wird die Entweichgeschwindigkeit so gross wie die Relativgeschwindigkeiten. Die grosse Frage lautet also wie Körper von ca. 10 km Grösse „gebaut“ werden können. Sind die Körper sehr porös? Hoch viskos? Gibt es viele inelastische Stösse? Es muss daher vorausgesetzt werden, dass 10 km grosse Körper (irgendwie) entstehen können. Planetenembryos (ca. 1000 km gross) entstehen aufgrund eines lawinenartigen Wachstums. Die relative Grösse eines Körpers hängt in grossem Masse von statistischen Fluktuationen ab.
Dieser Prozess ist der zur Zeit am besten verstandene, da er direkt im Computer mit mathematisch – physikalischen Modellen zu simulieren ist. Die Zeitspanne des Prozesses liegt etwa bei 100 Millionen Jahre. Aus grossen Embryos entstehen durch Rieseneinschläge Körper mit den typischen Eigenschaften irdischer Planeten (Figur 3). Die Gasplaneten entstanden jenseits der „Frostgrenze“: Eis kondensiert.
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Nach der Bildung des Planetesimals besteht die Erde aus einem kalten Agglomerat (heterogenes, zusammengewürfeltes Gestein). In dieser frühen Phase wird der Planet durch folgende Prozesse geheizt:
Die heutige Kruste der Erde ist nicht primär, sondern durch chemische Differenzierung von Mantelgesteinen entstanden. Die ältesten radiometrisch datierten Gesteine sind 3.96 Milliarden Jahre alt. Sie stellen aber keine Reste der ursprünglichen Kruste dar, sondern dokumentieren eine Geschichte wiederholter Aufschmelzung und Rekristallisation. Die älteste, heute noch erhaltene kontinentale Kruste ist 3.8 Milliarden Jahre alt.
Die geschichtliche Basisfrage der Erdatmosphäre lautet: Ist unsere heutige Atmosphäre primär (Atmosphäre aus dem solaren Nebel) oder sekundär (entstanden durch chemische Differentiation und Entgasung)?
Die Gegenargumente für eine noch heute erhaltene, primäre Atmosphäre sind:
Der heutige Sauerstoff wurde zum grossen Teil von Bioprozessen (Photosynthese) gebildet, das CO2 wurde in den Karbonaten deponiert. Neuste Forschungen weisen darauf hin, dass unsere Sauerstoffatmosphäre 2.5 Milliarden Jahre alt ist.
Die Impakthypothese erklärt die Eisenarmut auf dem Mond und den grossen Drehimpuls des Erde – Mond Systems. Andere wichtige Beobachtungen sind die ähnliche Zusammensetzung des Erdmantel und des Mondes, die Armut des Mondes an leichtflüchtigen Elementen und die Sauerstoffisotopenverhältnisse auf der gleichen Fraktionierungslinie.
Nach genauen Analysen (z.B. durch Halliday 1999, ETH Zürich) ist die Impakt-HYPOTHESE zum Standard-MODELL für die Mondbildung geworden. Computermodelle können den Verlauf exakt nachzeichnen. Frühere Modelle, wie z.B. ein gleichzeitiges Entstehen von Erde und Mond oder das Einfangen des Mondes durch die Erde sind nicht mehr vertretbar.
Folgende Aussagen können über die Entstehungsgeschichte gemacht werden:
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